Mimas (auch Saturn I) ist der zehnte und siebtgrößte der bekannten Monde sowie der kleinste unter den weitgehend runden Monden des Planeten Saturn. Er ist ein Eismond und könnte einen subglazialen Ozean besitzen.
Entdeckung und Benennung Mimas wurde am 17. September 1789 von dem britischen Astronomen Wilhelm Herschel mit dessen 48-Zoll-Spiegelteleskop entdeckt.William Herschel: Account of the Discovery of a Sixth and Seventh Satellite of the Planet Saturn; With Remarks on the Construction of Its Ring, Its Atmosphere, Its Rotation on an Axis, and Its Spheroidical Figure. By William Herschel, LL.D. F. R. S. Phil. Trans. R. Soc. Lond. January 1, 1790 80:1-20; (Volltext)
Mimas war der 7. entdeckte Saturnmond und der 13. entdeckte Mond im gesamten Sonnensystem. Durch seine am nächsten zu Saturn liegende Umlaufbahn wurde er als innerster der sieben bis dahin bekannten großen Saturnmonde von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) mit der römischen Nummerierung I bezeichnet.
Benannt wurde der Mond nach dem Giganten Mimas aus der griechischen Mythologie. Nach der Nomenklatur der IAU werden für Chasmata auf Mimas sowohl Namen von Riesen aus der griechischen Mythologie als auch Namen aus der Artussage verwendet.
Der Name „Mimas“ und weiterer sieben Saturnmonde wurde von Wilhelm Herschels Sohn, dem Astronomen John Herschel, in einer 1847 erschienenen Veröffentlichung (Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope) vorgeschlagen. Sie sollten nach Geschwistern des Titanen Kronos benannt werden, der dem römischen Saturn entspricht.
Bahneigenschaften mini|links|Mimas hinter dem F-Ring. Cassini, Januar 2008.
Umlaufbahn Mimas umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 185.520 km (ca. 3 Saturnradien) von dessen Zentrum, also etwa 125.000 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0202, die Bahn ist 1,53° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast in der Äquatorebene des Planeten. Die Bahn variiert in der Entfernung zu Saturn um etwa 7.500 km.
Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Aegaeon ist im Mittel etwa 17.900 km vom Orbit von Mimas entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Methone beträgt im Mittel etwa 8.900 km.
Mimas umläuft Saturn in 22 Stunden, 37 Minuten und 5,2 Sekunden. Er benötigt für einen Umlauf 3 Stunden und etwa 14 Minuten länger als der innere Nachbar Aegaeon.
Bahnresonanzen Mimas hat durch eine Reihe verschiedener Bahnresonanzen einen erheblichen Einfluss auf seine Nachbarschaft. Er ist durch seine Schwerkraft dafür verantwortlich, dass die 4.800 km breite Cassinische Teilung, die den A-Ring vom B-Ring trennt, weitgehend frei von Ringmaterial bleibt. Mimas besitzt offensichtlich genug Masse, um die Teilung leer zu halten, obschon bei naher Betrachtung immer noch kleine Teilchen vorhanden sind, die Cassinische Teilung also nur aus der Ferne dunkel und leer erscheint. Die Teilchen in der Huygens-Lücke innerhalb der Teilung weisen eine 2:1-Bahnresonanz mit Mimas auf. Sie werden wiederholt von Mimas in immer der gleichen Richtung angezogen, wodurch sie auf eine äußere Bahn geraten. Die Grenze zwischen dem B- und C-Ring befindet sich in einer 3:1-Resonanz mit Mimas.
Der Mond befindet sich zudem in einer 2:3-Resonanz mit dem F-Ring-Schäfermond Pandora sowie einer 7:6-Bahnresonanz mit seinem inneren Nachbarn Aegaeon und dem G-Ring – dessen innere Ringkante sich etwa 15.000 km innerhalb der Umlaufbahn von Mimas erstreckt – wobei Mimas eine Pendelbewegung von Aegaeons Großer Bahnhalbachse verursacht, die während einer geschätzten Periode von 4 Jahren etwa vier Kilometern abweicht.
Zusätzlich befindet sich Mimas in einer 15:14-Bahnresonanz mit seiner unmittelbar nächstäußeren Nachbarin Methone (mit einer 450-tägigen Librationszeit), deren Umlaufbahn von Mimas stark gestört wird. Der viel massigere Mimas verursacht dadurch Abweichungen in der Methone-Bahn von etwa 20 km. Etwas stärker noch wird die kleinere Anthe von Mimas, mit dem sie sich in einer 10:11-Bahnresonanz befindet, gestört. Etwas weniger stark fällt die Bahnstörung auf Pallene aus.
Außerdem befindet sich Mimas in einer 2:1-Resonanz mit Tethys, einer 3:1-Resonanz mit Dione und schließlich in einer angenäherten 3:2-Resonanz mit Enceladus.
Rotation Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Mimas weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 22 Stunden, 37 Minuten und 5,2 Sekunden vollzieht. Die Rotationsachse ist 0,005° gegenüber der Umlaufbahn geneigt.
Physikalische Eigenschaften mini|links|Ellipsoid Mimas, aufgenommen am 14. Oktober 2009 aus 273.000 km Entfernung von Cassini.
Größe Mimas hat einen mittleren Durchmesser von 396,6 km. Auf den Aufnahmen der Cassini- und Voyager-Sonden erscheint Mimas als ein im Vergleich zu seiner relativ geringen Größe bemerkenswert runder Körper mit Abmessungen von 414,8 km × 394,4 km × 381,4 km, wobei die Längsachse auf Saturn ausgerichtet ist. Er gilt als der kleinste bekannte astronomische Körper, der durch seine eigene Schwerkraft eine runde Form besitzt, sich also im hydrostatischen Gleichgewicht befindet. Die Abweichung von etwa 10 % ist auf die Gezeitenkräfte von Saturn zurückzuführen, was dem Mond die Form eines Ellipsoids verleiht. Mimas ist der siebtgrößte Saturnmond und rangiert im gesamten Sonnensystem auf dem 20. Platz bei allen Planetenmonden.
Von der Größe her ist Mimas am ehesten mit dem zweitgrößten Neptunmond Proteus oder dem drittgrößten Hauptgürtel-Asteroiden Hygiea zu vergleichen.
Die Gesamtfläche von Mimas beträgt etwa 490.000 km², dies entspricht in etwa der Fläche von Spanien.
mini|links|Falschfarbenaufnahme von Mimas vom 2. August 2005 mit Hinweisen auf eine unterschiedliche Zusammensetzung der Oberfläche
Innerer Aufbau Die mittlere Dichte von Mimas ist mit 1,15 g/cm³ weitaus geringer als die der Erde, liegt jedoch höher als die Dichte von Saturn. Dies weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis mit einem geringen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt ist. Da die Dichte von Mimas etwas höher liegt als die Dichte von Wasser – das als einzige Komponente spektroskopisch gesichert nachgewiesen werden konnte –, ist es möglich, dass Mimas ein differenzierter Körper ist, der einen kleinen Gesteinskern mit einem dicken Mantel aus Wassereis aufweist.
Untersuchungen von Cassini-Daten im Oktober 2014 lassen darauf schließen, dass entweder der Kern des Mondes unförmig ist und eine ähnliche Form wie ein Football aufweist oder Mimas einen flüssigen subglazialen Ozean besitzt.
Ein solcher Ozean müsste sich etwa 24 bis 31 Kilometer tief unter der Oberfläche befinden, etwa 70 bis 80 Kilometer tief und bis zu 25 Millionen Jahre alt sein. Da Mimas jedoch zu klein ist, um genügend Wärme für flüssiges Wasser im Inneren zu produzieren, bräuchte es andere Energiequellen. Eine Möglichkeit wäre, dass Mimas früher einen weit elliptischeren Orbit hatte und so durch Gezeitenkräfte genügend Wärme für einen Ozean produzieren konnte. Auch wenn ein Ozean auf Mimas eine Überraschung für die Wissenschaftler wäre, ergaben Modellrechnungen für die Möglichkeit eines unförmigen Kerns, dass der Mond dann selbst anders geformt sein müsste, als er es ist.
Oberfläche Mimas besitzt eine Albedo von etwa 0,6, was bedeutet, dass er 60 % des eingestrahlten Sonnenlichts reflektiert. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,064 m/s², dies entspricht weniger als ein Prozent der irdischen.
Das auffälligste Merkmal seiner Oberfläche ist der 139 km große Krater Herschel.
mini|links|Farbunterschiede auf Mimas um den Krater Herschel.
Färbung Für die Farbe von Mimas wird im sichtbaren Licht ein einheitliches Grau oder eine leicht gelbliche Färbung angenommen, wobei die Oberfläche leichte Unterschiede in der Farbe aufweist. Es wurde zunächst angenommen, dass die Farbe auf Mimas aufgrund des stetigen Bombardements von Mikrometeoriten aus dem E-Ring einheitlich sein müsste, doch in und um den größten Krater Herschel besitzt das umgebende Gelände eine leicht bläuliche Färbung, deren Ursprung nicht vollständig verstanden ist; vermutlich gründet dieser Umstand auf einer leicht unterschiedlichen Zusammensetzung des Oberflächenmaterials.
Auf den Bildern der Raumsonde Cassini sind dunkle Streifen in den Wänden verschiedener Krater zu sehen, die oft von dunklen Verunreinigungen an den Kraterrändern erzeugt werden, die die Hänge herunterrutschen. Wahrscheinlich sind die Quellen dieser verunreinigten Ablagerungen kleine Krater älteren Datums mit von Mikrometeoriten gespeisten dunklen Kraterböden, die von einer Decke von ausgeworfenem Material durch neuere Einschläge begraben wurden und durch die neu entstandenen Kraterwände teilweise freigelegt wurden. Schließlich lösten sich die dunklen Stellen ab und rutschten die Kraterwände herunter, was die Streifen erzeugte. Manchmal können als Ursprung auch kleine Krater mit dunklen Böden erkannt werden, die von neueren größeren Kratern überlagert und geschnitten wurden. Die Bilder zeigen auch dunkle Markierungen entlang den unteren Teilen der Kraterwände. Die Cassini-Wissenschaftler interpretieren diese als Beweis einer schrittweise verlaufenden Konzentration von Verunreinigungen durch das Verdampfen von hellem eishaltigem Material durch die Sonne und das Vakuum des Weltraums.
mini|links|Temperaturkarte von Mimas aus Daten von Cassini
Temperaturen Die Oberflächentemperatur von Mimas beträgt 77 bis 92 K. Im Jahr 2010 veröffentlichte die NASA eine Temperaturkarte von Mimas, wonach die Temperaturen jedoch entgegen den Erwartungen ungleichmäßig verteilt sind. Es wurde erwartet, dass sie analog zur Erde am frühen Nachmittag am Äquator am höchsten seien, doch die wärmsten Regionen auf Mimas sind gemäß den Karten in der Nähe des Morgenterminators – in jenem Bereich, in dem die Sonne gerade erst aufgegangen war – sowie in den beiden Polarregionen zu finden.
Die Temperaturen sind auf Teilen der saturnabgewandten Hemisphäre etwa 20 K höher als in der Gegend um den Krater Herschel und dabei ungewöhnlich scharf begrenzt; die V-förmige Temperaturverteilung auf den Karten erinnert dadurch an die Form des Videospielcharakters Pac-Man. Die wärmeren Gegenden haben typische Temperaturen von um die −181 °C (92 K), während die kälteren Gegenden auf den Karten etwa −196 °C (77 K) aufweisen. Man nimmt an, dass dies auf leichte Unterschiede in der Zusammensetzung des Oberflächenmaterials herrührt; es ist möglich, dass die Oberfläche der wärmeren Gegenden aus einer Art von Pulverschnee besteht, die eine niedrigere Dichte aufweisen und die Wärme daher besser speichert. Andererseits besitzt das Oberflächenmaterial der kälteren Gegenden möglicherweise eine größere Wärmeleitfähigkeit, sodass die solare Energie unter die Oberfläche sickert, anstatt die Oberfläche zu erwärmen. Es ist auch möglich, dass die kalten Gegenden mit dem Herschel-Einschlag zu tun haben, der Eis geschmolzen und das Wasser in der Umgebung verteilt haben kann. Dieses wäre sehr schnell gefroren und hätte eine dichtere Eisschicht zurückgelassen. Es ist jedoch schwer zu verstehen, warum diese dichtere Schicht intakt geblieben wäre, da Mikrometeoriten und größere Trümmer diese inzwischen auch pulverisiert haben müssten. Weshalb die thermale Leitfähigkeit so große Unterschiede und die Temperaturverteilung so abrupte Grenzen aufweisen kann, ist nicht hinreichend geklärt.
mini|links|Globale Karte von Mimas aus Daten von Cassini und zum Teil von Voyager
In und um den Krater Herschel selbst sind die Temperaturen ebenfalls leicht höher (−189 °C / 84 K) als in der Umgebung. Grund hierfür sind die hohen Kraterwände, die die Hitze innerhalb des Kraters speichern können.